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Zusammenstoß im All

Im Juli dieses Jahres hatten wir die einzigartige Chance, einen Vorgang zu beobachten wie er vor viereinhalb Milliarden Jahren in vielfacher Wiederholung zur Entstehung der Erde geführt hat: die Kollision von Jupiter und einem Kometen, den er schon vor zwanzig Jahren unbemerkt in seinen Bann gezogen hatte. Auf einer elliptischen Bahn kreiste "P-Shoemaker- Levy 9" seither um den Planeten. Die letzte Begegnung war für den Kometen tödlich. Am Institut für Theoretische Astrophysik erkundete Günther Wuchterl, wie Himmelskörper der Größe Jupiters entstehen. Der nun am Institut für Astronomie der Universität Wien forschende Sternenkundler zeichnete mit Hilfe leistungsstarker Rechner ein neues Bild von der Planetengeburt am Firmament.

Wer sich je gefragt hat, warum die Sonne im Osten aufgeht, woher die Tage, Monate und Jahre ihre Dauer haben, weshalb Venus immer nur abends und morgens leuchtet, während Jupiter die ganze Nacht sichtbar sein kann, wer sich darüber wunderte, daß der Mond ein "Gesicht" hat, welches er uns immer von derselben Seite zeigt, oder bemerkenswert fand, daß die Planeten auf einem so engen Himmelssegment ihre Bahn beschreiben, und sich nicht zuletzt deswegen ein Konzept wie das des Tierkreises in der Astrologie etablieren konnte, kurz: wem bei diesem oder jenem die Selbstverständlichkeit abhanden kam, wer wissen will, woher überhaupt all das kommt, der hat eigentlich nach der Entstehung des Planetensystems gefragt.

Es war im Jahr 1986 an der Universitätssternwarte Wien - unsere Untersuchungen zur Sternentstehung begannen gerade die ersten Früchte abzuwerfen -, als die Idee aufkam, mit den in diesem Zusammenhang entwickelten strahlungshydrodynamischen Methoden nun auch etwas anderes zu versuchen: auf eine neue Spur des Problems der Planetenentstehung zu kommen.

Die Entstehung der Planeten betrachtet man heute als Begleiterscheinung der Sternentstehung, beide sind in der Genese des Sonnensystems eng verwoben. Auch ist es aufschlußreich, die Gasplaneten, wie Jupiter und Saturn, als eine Art gescheiterter Sterne zu betrachten: Sie konnten zwar große Mengen von Wasserstoff und Helium im Zuge ihres Wachstums aufsammeln, jedoch nicht genug, um in ihrem Inneren Kernreaktionen zu zünden. Im Gegensatz zu den Sonnen kühlen sie daher seit der Zeit, als sie ihre heutige Masse erreichten, ab. Ihre Temperatur ist bereits nahe dem absoluten Nullpunkt angelangt. Die erdähnlichen Planeten wiederum entsprechen in diesem Bild einer Art gescheiterter Gasplaneten.

Zu der Zeit, als wir unsere Arbeiten zur Planetenentstehung aufnahmen, wußten die Astrophysiker bereits, daß im Sonnennebel heranwachsende Planetenkerne - die aus jenem Anteil Materie bestehen, welcher unter den Bedingungen des Sonnennebels kondensierbar ist - Gas an sich binden können. Durch diesen Prozeß ließ sich die Entstehung von Protoplaneten mit bis zu zwanzig Erdmassen erklären. Allerdings lag dieser Wert weit unter den Massen von Jupiter, mit 317 Erdmassen, und Saturn, mit 97 Erdmassen. Das Wachstum von Protoplaneten jenseits der zwanzig Erdmassen bis zu den heutigen Massen der schweren Gasplaneten blieb unverstanden. Es schien, als sei bei zwanzig Erdmassen ein "kritischer" Zustand in der Entstehungsgeschichte erreicht, da hier die ursprünglichen Modellannahmen zusammenbrachen. Die Sternenkundler vermuteten, daß jenseits der "kritischen" Masse die Gashülle eines Protoplaneten unter der Schwerkraft seines Kerns kollabieren müßte. Im Laufe dieses Kollapses würde Hüllengas - bis dahin wenige Erdmassen - auf ein viel kleineres Volumen um den Kern zusammengedrückt. Dadurch wären die Voraussetzungen für das Nachströmen von zusätzlichem Gas aus dem Sonnennebel geschaffen, und die Protoplaneten könnten in recht kurzer Zeit zu einem Jupiter oder Saturn heranwachsen.

Eben diese Hypothese zur Entwicklung der Protoplaneten jenseits der kritischen Masse war es, die unser Interesse weckte. Dank der fortgeschrittenen Arbeiten zur Sternentstehung fanden wir uns in der glücklichen Lage, bereits über reichlich Erfahrung in der Untersuchung von Kollapsströmungen zu verfügen. Für uns lag es also nahe, das Geschehen um die kritische Masse genauer unter die Lupe zu nehmen und der Frage nachzugehen, wie der zu erwartende Kollaps im Falle der Protoplaneten aussehen könnte.

Im Dezember 1987 waren die Vorbereitungen soweit gediehen, daß die ersten Rechnungen beginnen konnten. Dafür hatten wir das für den protostellaren Kollaps entwickelte Verfahren zur Lösung der strahlungshydrodynamischen Gleichungen so zu modifizieren, daß es sich zur Untersuchung der protoplanetaren Entwicklung eignete. Der kritische Zustand ließ sich mit unseren Rechnungen schnell erreichen, die Übereinstimmung mit den Ergebnissen vorhergehender Arbeiten erwies sich als gut: Wie zu erwarten, besaß der Protoplanet an diesem Punkt seiner Entwicklung die zwanzigfache Masse der Erde. Doch als wir uns endlich über den kritischen Moment hinauswagten, kam die Überraschung: Der Protoplanet kollabierte nicht, er begann zu pulsieren! Mit jeder Oszillation verlor er etwas Masse und schließlich strömten zwei Drittel der Hüllenmasse mit Überschallgeschwindigkeit aus dem Einflußbereich des Planeten in den ihn umgebenden Sonnennebel.

Würde das Material wieder zurückströmen und vielleicht dann der erwartete Massenzuwachs eintreten? Sechs Monate dauerte die Berechnung der weiteren Entwicklung, bis - rechnerisch - einige Jahrzehnte seit dem Abstoß vergangen waren. Die Materie blieb entfernt. Der Protoplanet war in einen neuen Zustand übergegangen, seine Masse war geringer geworden und ähnelte in bemerkenswertem Maße derjenigen von Uranus und Neptun. Die Untersuchungen der errechneten Stömungen ergaben, daß die Pulsationen durch den sogenannten k- Mechanismus - benannt nach dem Maß für die (Un)durchsichtigkeit stellarer Materie, k - getrieben werden. Derselbe Mechanismus beschreibt auch die Ursache der Sternpulsationen. Das Prinzip des k- Mechanismus zur Anregung von Druckwellen ist vergleichbar dem des Diesel-Motors zur Verrichtung mechanischer Arbeit, mit dem Unterschied, daß beim k-Mechanismus im komprimierten Zustand der Materie die Wärme nicht durch Selbstzündung zugeführt wird, sondern durch die Aufheizung infolge der erhöhten Lichtabsorption der Materie in einem verdichteten, undurchsichtigeren Zustand.

Im Herbst 1989 war es dann soweit, daß im Rahmen des über viereinhalb Jahre von der DFG geförderten Projektes zur Gasplanetenentstehung, am Institut für Theoretische Astrophysik der Universität Heidelberg, die Arbeit fortgesetzt werden konnte. Leistungsfähige Datenfernverbindungen ermöglichten es, Rechnungen auf der Cray-2 in Stuttgart von Heidelberg aus durchzuführen; die Wiederholung der ersten Rechnungen dauerte nunmehr nur noch einige Stunden statt mehrerer Monate. Damit eröffnete sich die Möglichkeit, die Planetenentstehung vergleichend zu untersuchen, so zum Beispiel das Geschehen in variablen Abständen von der Sonne und unter der Vorgabe unterschiedlicher Bedingungen im Sonnennebel zu berechnen. Vielleicht würde in gewissen Entfernungen von der Sonne die Entstehung Jupiters möglich sein? Doch in allen Fällen zeigte sich der Massenabstrom, und immer resultierten als Planetenreste die vermutlichen Vorläufer des Uranus und Neptun. Es schien so, als könne die Entstehungsgeschichte der massereichen Gasplaneten wie Saturn und vor allem Jupiter nicht entschlüsselt werden. Hatten wir unsere Rechnungen unter zu einschränkenden Näherungen vorgenommen? Waren die Unsicherheiten in der Struktur des Sonnennebels, der Wiege der Planetenentstehung, denn so groß, daß die Möglichkeit der Entstehung von Jupiter und Saturn schon im Ansatz ausgeschlossen wurde? Konnte man den Lösungsmethoden für die Entwicklungsgleichungen trauen? Die Frage nach dem Wie der Jupiterentstehung wurde immer dringlicher.

Der Ausbau von Grafikumgebung und zugriffsfreundlichen Speichermedien am Heidelberger Institut ermöglichte inzwischen den Aufbau eines Archivs der verschiedenen Planetenentwicklungen. Das war ganz entscheidend, da die errechneten Entwicklungsgeschichten der Planeten bis dahin nur als uferlose Zahlenozeane vorlagen, in denen die physikalische Information in zigtausend physikalischen Größen zu zigtausend Zeitpunkten verstreut ist. Mit Hilfe einer höheren Grafiksprache war es jedoch möglich, in diesem Datenpool wie in einem Buch zu blättern, die Ergebnisse besser zu verstehen, Intuitionen zu entwickeln und über On-line-Abschätzungen neue Ideen zur Reife zu bringen. Es stellte sich heraus, daß hinsichtlich einiger ganz wesentlicher Eigenschaften von den bisher gefundenen Protoplaneten einer wie der andere "aussah", derart, daß für diesen Typus ein immer gleicher Abstoß der Hülle plausibel ist.

Sofort stellte sich die Frage, ob die Protoplaneten irgendwann, unter gewissen Bedingungen, "anders" sein könnten. Ganz unerwartet erwiesen sich nämlich ihre vergleichsweise kühlen Außenbereiche dem "Kochen" sehr nahe, das heißt den konvektiven Bewegungen ihrer Atmosphärengase. Zu konvektiven Bewegungen kommt es, wenn die tieferliegenden Schichten der Gashülle wesentlich heißer sind als die darüberliegenden. Wie durch einen Zufall reichten viele der Planetenentwicklungen nahe an den "Kochpunkt" heran, keine überschritt ihn jedoch! Sollten die Außenbereiche eines Protoplaneten zu "kochen" beginnen, würde sich vermutlich - ganz ähnlich wie bei Sternen - sprungartig ein anderes Abhängigkeitsverhalten von den Umgebungsbedingungen zeigen. Mit dem Einsetzen von Konvektion würde ein Protoplanet seinen Charakter wesentlich ändern. Außerdem gab es Anlaß zu der Vermutung, daß nicht-konvektive Protoplaneten für verschiedene Sonnennebelbedingungen einander sehr ähnlich sind, dagegen die konvektiven sehr verschieden.

Es hieß also, jene Bedingungen zu ermitteln, unter denen ein Protoplanet im Sonnennebel konvektiv werden müßte. Mit diesem Schritt eröffnete sich ein ganz neues Szenario. Es zeigte sich, daß die neuen, konvektiven Protoplaneten bis zu 80 Erdmassen heranwachsen können, also nahezu bis zu Saturns Masse, ohne "kritisch" zu werden. Auch haben sie die - bis dahin unbekannte - Eigenschaft, daß ihre Masse, vermittelt über die Bedingungen im Sonnennebel, vom Abstand der Sonne abhängt. Sehr bemerkenswert ist außerdem, daß sie ganz unterschiedliche Gesamtmassen bei nahezu konstanten Kernmassen aufweisen, eine Eigenschaft, die für die heutigen großen Planeten mit Hilfe "optimierter" Modelle auch aus den Beobachtungen erschlossen wird.

Im Vorfeld einer näheren Untersuchung dieser neuen Klasse von Protoplaneten galt es jedoch, die Gründe für das Abweichen der Ergebnisse unserer hydrodynamischen Rechnungen von den quasi- statischen Rechnungen unserer kalifornischen Kollegen aufzuklären. Der unerwartete Massenabstoß der kritischen Protoplaneten löste unter den Mitforschern einiges Erstaunen und Skepsis aus. Hatten doch zwischenzeitlich verschiedene Arbeiten auf der Grundlage weniger allgemein angelegter, quasi-statischer Rechnungen ergeben, daß unter ganz üblichen Bedingungen im Sonnennebel Planeten zumindest mit der Masse Saturns entstehen sollten. Warum wurde in diesen Rechnungen keine Massenabnahme in der Entwicklung jenseits des kritischen Zustands gefunden?

Die denkbar beste Gelegenheit zur Aufklärung derartiger Differenzen bot sich während eines Forschungsprogramms, das von August bis Dezember 1992 am Institute for Theoretical Physics der University of California in Santa Barbara stattfand. Es sollte alle Planetenentstehungs-Theoretiker über einen längeren Zeitraum an einem Ort versammeln, um die anstehenden Fragen intensiv zu diskutieren und gemeinsam an einer Zusammenführung der verschiedenen Konzepte zu arbeiten. Die dort vorgefundenen Bedingungen waren für uns auch insofern ideal, als es die ausreichend schnellen interkontinentalen Leitungen gestatteten, auf der Cray-2 in Stuttgart zu rechnen, die Resultate mit Hilfe der Grafikumgebung des Instituts für Theoretische Astrophysik in Heidelberg zu analysieren und in Santa Barbara auf dem Bildschirm darin zu schmökern. Dabei waren jene Stunden besonders ergiebig, in denen sich der Tag über den Pazifik begibt und es in der anderen Hemisphäre, in der weitaus die meisten Computer stehen, Nacht wird. Die globalen Netze sind dann frei.

Im Vergleich aller gängigen Gasplanetenentstehungsmodelle ließ sich in den Bereichen, für die hydrodynamische Effekte keine Rolle spielen, eine gute Übereinstimmung feststellen. Die dynamischen Rechnungen stimmten im statischen Grenzfall mit den quasi-statischen überein: Dort, wo die dynamischen Protoplaneten eigentlich "lebendig" werden und über Pulsationen ihre Masse abstoßen, wuchsen sie in den quasi-statischen Rechnungen einfach weiter, da die zugrundeliegenden Annahmen Pulsationen von der Betrachtung ausschließen. Das zeigt aber auch, daß in der statischen Näherung wesentliche Eigenschaften von der Untersuchung ausgeschlossen werden. Die Pulsationen und der Hüllenabstoß an der kritischen Masse können nur in hydrodynamischen Rechnungen gefunden werden, das heißt quasi-statische Rechnungen verlieren im allgemeinen an der kritischen Masse ihre Gültigkeit. Offen war immer noch die Frage, wie Jupiter entstehen sollte. Vielleicht bot die neuentdeckte Klasse von "konvektiven" Protoplaneten einen Ausweg, denn darunter konnten auch massereiche statische Lösungen mit bis zu 80 Erdmassen gefunden werden, während zuvor bei den üblichen "nicht-konvektiven" Protoplaneten statische Lösungen nur bis zu maximal 20 Erdmassen bekannt waren. Konvektive Protoplaneten treten nur unter Bedingungen im Sonnennebel auf, die bis dahin nicht untersucht worden waren, den üblicherweise angenommenen Bedingungen aber sehr ähnlich sind. Die Frage war, wie sich die konvektiven Protoplaneten jenseits der kritischen Masse verhalten würden. Schließlich war es nicht ausgeschlossen, daß die endlich gefundenen massereichen Hüllen im kritischen Moment alles wieder abstoßen, und die Entstehung Jupiters wiederum verhindert würde.

Als einer der Gutachter eines entsprechenden Artikels nicht so recht glauben mochte, daß es so massereiche "statische" Protoplaneten geben könnte, wiederholten wir kurz entschlossen die Rechnungen hydrodynamisch, also ohne die "statische" Annahme, und setzten sie gleich über den kritischen Moment hinaus fort. Bis zur kritischen Masse waren die Resultate wie gehabt. Dann gingen die Protoplaneten verschiedene Wege. Die "Standardplaneten" zeigten den Abstoß, die Dkonvektiven Planeten" fingen zwar vorübergehend an, leicht unruhig zu werden, entschieden sich aber dann doch für eine immer rascher werdende Kontraktion. Ihre Masse stieg bis zu einigen hundert Erdmassen an, dann kollabierten sie zu wesentlich kompakteren Konfigurationen. Damit konnte erstmals gezeigt werden, wie Gasplaneten bis zur Masse Jupiters heranwachsen könnten. Das neue Bild der Gasplanetenentstehung läßt sich nun so skizzieren: Wächst ein Planetenkern im Sonnennebel heran, so beginnt er Gas aus dem Nebel an sich zu binden. Ganz ähnlich wie bei der Erdatmosphäre halten sich Gasdruck und Schwerkraft in diesen Planetenhüllen die Waage: Es herrscht hydrostatisches Gleichgewicht. Dabei spielt, wie Matthias Götz in seiner Heidelberger Dissertation jüngst zeigen konnte, Rotation nur eine relativ geringe Rolle. Jenseits der kritischen Masse gibt es zwei qualitativ völlig unterschiedliche Entwicklungsmöglichkeiten. Die "Standardplaneten" stoßen einen Großteil ihrer angesammelten Gashülle wieder ab und entwickeln sich zu Vorläufern von Uranus und Neptun. Die neuentdeckten "konvektiven" Protoplaneten akkumulieren weiterhin Gas, bis ihre Hüllen letztlich in einen kompakteren Zustand kollabieren. Sie wachsen auf diese Weise bis zu den wesentlich größeren Massen Saturns und Jupiters heran. Man sieht sich hier, wie auch im Falle der Entstehung der Planetenkerne, zu der Annahme gezwungen, daß die Planetenentstehung insgesamt relativ ineffizient ist, das heißt, mehr Materie als bisher angenommen im Sonnennebel vorhanden gewesen sein muß. DÜblicherweise" entstehen also uranus- und neptunähnliche Protoplaneten. Jupiter und Saturn benötigen für ihre Entstehung Bedingungen, wie sie typischerweise in größerer Nähe zur Sonne vorliegen. Erdähnliche Planeten entstehen dort, wo es so "heiß" ist, daß Gas nicht mehr an die Kerne gebunden werden kann. Wie eng die Entstehungsgeschichte der Planeten mit Ereignissen verwoben ist, die noch heute im Sonnensystem stattfinden, wird auf dramatische Weise im diesjährigen Sommer in Erinnerung gerufen. Schon vor etwa zwanzig Jahren hat Jupiter unbemerkt einen Kometen eingefangen. Der Komet befindet sich seither auf einer elliptischen Bahn um Jupiter. Vor etwa zwei Jahren kam es zu einer so engen Begegnung, daß der Komet von Jupiters Gezeitenkräften zerrissen wurde. Im März 1993 schließlich wurden die perlschnurartig entlang ihrer Bahn aufgereihten Fragmente als Komet "P-Shoemaker-Levy 9" entdeckt. Bald stellte sich heraus, daß die nächste Begegnung mit Jupiter das Ende des Kometen bedeuten würde. Die etwa 22 Bruchstücke des Kometen Shoemaker-Levy stießen zwischen dem 16. und 22. Juli 1994 mit Jupiter zusammen.Dies war eine einzigartige Gelegenheit für die Astronomen in aller Welt, jenen Vorgang zu beobachten, der in vielfacher Wiederholung vor viereinhalb Milliarden Jahren zur Entstehung der Erde und der Kerne der Gasplaneten geführt hat.

Autor:
Dr. Günther Wuchterl
Institut für Astronomie der Universität Wien, Türkenschanzstr. 17, A-1180 Wien,
Telefon (431) 4706800

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